Soutien Scolaire Keepschool

Introduction à l'astrophysique, le système solaire, la Terre

1 Introduction

La Terre est la troisième planète du Système solaire en partant du Soleil.

Comme nous l'avons étudié en classe de Première - fiches sur les flux d'énergie -, la Terre reçoit le rayonnement du Soleil qui représente un flux d'énergie. Ce flux d'énergie, stocké notamment sous forme de chaleur dans l'atmosphère et dans les océans, réchauffe la surface Terre et y permet le développement de la vie.

La Terre est ainsi placée à une distance du Soleil telle que le flux d'énergie n'est ni trop faible pour la maintenir à une température moyenne, ni trop fort pour ne pas l'exposer aux rayons mortels tels les ultraviolets. De même, la température régnant à la surface de la Terre y permet la présence d'eau sous forme liquide, élément indispensable à la naissance et au développement de la vie.

La Terre apparaît donc comme une planète particulière à nos yeux car elle est la seule naturellement habitable par la forme de vie à laquelle nous appartenons.

1.1 Rappel sur les temps géologiques

Il convient, pour pouvoir s'exprimer simplement dans ce cours, d'effectuer un rappel sur les temps géologiques.

Les temps géologiques sont divisés en ères.

Les ères sont divisées en étages.

La Terre se forme vers 4,5 milliards d'années ; elle est alors constamment bombardée par des objets (météorites, comètes…) venus de l'espace car le Système solaire n'est pas encore bien réglé.

Ceci dure jusqu'à environ 3,8 milliards d'années, moment où l'écorce terrestre est enfin presque figée.

La Terre prend alors sa forme actuelle bien que la pluie de météorites ne soit pas éteinte ; la première atmosphère se forme. Cette période est appelée Prégéologique.

Le Précambrien correspond à la formation des reliefs géologiques les plus anciens connus aujourd'hui.

Il y a séparation des continents. C'est aussi durant cette période qu'apparaissent et se développent les premières formes de vie.

Ensuite vient l'ère primaire ou Paléozoïque (540 à 245 millions d'années).

Les continents que nous connaissons commencent à se former.

Dans l'atmosphère est apparu l'oxygène grâce à la photosynthèse des premiers végétaux. Le climat commence à ressembler au nôtre.

Le monde animal se développe sérieusement et se complexifie. Les premiers poissons apparaissent. Les amphibiens commencent à sortir des océans permettant aux grands reptiles de prendre possession des continents. Les insectes se développent.

L'ère secondaire ou Mésozoïque (245 à 65 millions d'années) connaît un climat, pour l'ensemble de la Terre, de type tropical.

Les océans sont encore chauds (22°C).

L'ère secondaire est divisée en trois étages : au Trias apparaissent les dinosaures et les mammifères, au Jurassique apparaissent les ancêtres des oiseaux, tandis que le Crétacé représente l'apogée des dinosaures et des fougères géantes.

L'ère tertiaire ou Cénozoïque (65 à 1,8 millions d'années) commence avec la crise dite du Crétacé-Tertiaire vers 65 millions d'années qui voit la disparition de 80 % des espèces vivantes.

Au Paléocène et à l'Eocène se développent les mammifères primitifs ainsi que les arbres et plantes que nous connaissons maintenant. Les singes apparaissent à l'Oligocène, les ancêtres des chevaux et des éléphants au Miocène ainsi que les Australopithèques. Au Pliocène, le climat océanique se fixe en France tandis que l'Homo habilis apparaît.

L'ère quaternaire ne se distingue pas géologiquement de l'ère tertiaire.

Elle n'est caractérisée que par l'évolution des Hominidés.

2 Quelques notions d'astrophysique

2.1 Distance, temps et mouvement

Comme la lumière ne voyage pas à une vitesse infinie, il y a un décalage de temps entre l'image que nous regardons dans un télescope et le moment où nous regardons.

Précisément, l'image d'un objet situé à une année-lumière de la Terre est vu tel qu'il était il y a une année car la lumière (donc l'image) a mis une année pour nous parvenir.

L'année lumière est donc une unité de distance. Elle vaut environ 9.461 milliards de kilomètres, la lumière se propageant à 299.792.456 mètres par seconde.

Ainsi, regarder loin, c'est regarder tôt. Les télescopes nous donnent des images du passé.

Le ciel nocturne donne l'impression d'immobilité. Pourtant, chacune des étoiles que nous pouvons y apercevoir et les milliards de milliards d'autres que nous ne voyons pas se déplacent à des vitesse défiant l'imagination. C'est l'astronome Hubble qui, dans les années 1920, a pour la première fois émis l'hypothèse de l'existences de galaxies (groupes d'étoiles) distinctes de la galaxie dans laquelle se trouve le Système solaire, appelée Voie Lactée. Il a par ailleurs montré que ces galaxies se déplaçaient relativement les unes aux autres. Plus précisément, les galaxies s'éloignent les unes des autres et d'autant plus vite qu'elles sont déjà éloignées (prendre l'exemple d'un cake aux fruits qui cuit : les fruits confits s'éloignent tous les uns des autres à mesure que le gâteau enfle).

La preuve de cette hypothèse est fondamentale dans l'histoire de l'astronomie moderne. C'est l'effet Doppler qui nous l'apporte. L'effet Doppler est un phénomène physique que nous connaissons bien : des ondes émises par un objet se déplaçant vers l'observateur lui paraîtront de longueur d'onde plus courte qu'elles sont en réalité tandis que lorsque l'objet aura dépassé l'observateur, cette longueur d'onde paraîtra plus grande. Ainsi, la sirène d'une ambulance paraît-elle plus ou moins aiguë (ou grave) selon qu'elle s'approche ou s'éloigne. Et ceci d'autant plus que sa vitesse est grande.

Les étoiles lointaines présentent un décalage de leur spectre lumineux (transmis par des ondes lumineuses) vers le rouge. Ceci indique que ces étoiles s'éloignent de l'observateur terrestre. Il semble donc qu'à partir d'une certaine distance (en dehors de la Voie Lactée), les galaxies qui contiennent ces étoiles fuient toutes et d'autant plus vite qu'elles sont éloignées. D'autre part, en 1964, Penzias et Wilson ont découvert un rayonnement cosmique présent dans toutes les directions de l'Univers. Ce rayonnement correspond à une température de 3 Kelvin. La présence de cette énergie dans l'espace implique qu'il a existé dans le passé une source d'énergie immense qui n'a pas encore terminé de se dissiper.

2.2 L'expansion de l'Univers

Puisque les galaxies se fuient toutes dans toutes les directions, il y a probablement accroissement de l'Univers. Nous appelons la théorie : " Expansion de l'Univers ". Elle est désormais acceptée par presque tous les scientifiques. Prenons cette hypothèse à rebours : si l'Univers s'accroît, cela signifie qu'il a été plus petit qu'il est, cela signifie qu'en remontant le temps, nous rétrécissons l'Univers. Jusqu'à quel point ? La naissance de l'Univers est appelée " Big Bang ". Le Big Bang serait l'explosion initiale qui aurait donné naissance à un univers en inflation. C'est le résidu de cette explosion initiale qui aurait été capté par Penzias et Wilson et identifié comme le rayonnement de fond cosmique. Puisque nous connaissons la vitesse d'éloignement des galaxies, nous pouvons calculer le moment où elles ont dû être réunies en un point unique, c'est-à-dire le moment du Big Bang, c'est-à-dire l'âge de l'Univers : entre 14 et 18 milliards d'années (disons par la suite 15).

Par conséquent, voir à 15 milliards d'années, c'est voir ce qui s'est passé il y a 15 milliards d'années. Aujourd'hui, les télescopes les plus puissants repoussent chaque année les limites de l'observation. Nous atteignons les 12 milliards d'années lumières et les observations semblent confirmer les hypothèses des astrophysiciens qui s'appuient sur la physique des particules pour imaginer le Big Bang. Il est, avec nos connaissances actuelles, impossible de comprendre ce qui se serait passé avant un instant situé à 10^-43 secondes après le Big Bang. Pour les astrophysiciens actuels, l'Histoire commence donc à cet instant.

Il y a 15 milliards d'années, l'Univers était très chaud et très dense. Il était constitué des particules élémentaires qui, à partir du refroidissement de la soupe primitive, ont commencé à se regrouper pour former des nucléons d'abord, puis des noyaux atomiques. C'est la nucléosynthèse. Elle explique la proportion des éléments dans l'Univers : l'hydrogène, noyau le plus simple est le plus abondant, suivi par l'hélium et les autres éléments en quantité de moins en moins grande.

Lorsque l'Univers est suffisamment refroidi et que l'hydrogène est formé, les nuages d'hydrogène se concentrent par gravitation et donnent naissance aux étoiles dont le centre est si chaud qu'il abrite des réactions nucléaires transformant leur hydrogène en autres éléments. C'est le rayonnement émis par ces réactions nucléaire que la Terre reçoit et qui nourrit la vie.

3 Le système solaire

Nous avons vu que les amas de poussières et de gaz interstellaires donnent naissance aux étoiles. C'est ainsi qu'il en a été pour le Soleil, né par accrétion, c'est-à-dire accumulation gravitationnelle d'éléments présents dans un nuage interstellaire. Lors de la formation du Soleil, tous ces éléments n'ont pas été utilisés et ceux qui sont restés libres se sont mis à tourner autour du Soleil.

En orbite autour de cette étoile, les poussières sont entrées en collisions entre elles et se sont ainsi regroupées par gravité. Peu à peu, les plus gros de ces blocs ont pris forme et ont attiré les autres éléments auxquels ils se sont associés. Les planètes sont ainsi nées par accrétion également, mais, à la différence des étoiles, suffisamment grosses pour créer en leur centre des conditions de réaction nucléaires, les planètes sont restés des corps froids en orbite autour du Soleil (les planètes possèdent néanmoins une chaleur interne due à la pression qui est exercée par la gravité en leur centre). Ce type de formation a pour résultat une structure en couches ou enveloppes successives comme nous l'avons vu dans le cours de Première - voir les fiches correspondantes - : pour la Terre, le noyau au centre, le manteau et la croûte terrestre ensuite, enfin, l'hydrosphère (les eaux) et l'atmosphère (les gaz).

L'âges des météorites appartenant au Système solaire (corps froids qui sont restés, sans altération, en orbite dans le Système solaire et qui peuvent entrer en collision avec d'autres astres comme les planètes) permet de dater la naissance du Soleil et des planètes soit 4,5 milliards d'années.

4 La Terre

4.1 Structure

La structure interne de la Terre a été étudiée en Première. Rappelons les principales conclusions importantes.

La Terre est constituée d'enveloppes sphériques.

Au-dessus de sa surface rocheuse se trouvent deux enveloppes particulières : l'atmosphère, une couche gazeuse, et l'hydrosphère, une couche liquide (rivières et mers).

La surface de la Terre fait partie de la croûte terrestre, une enveloppe solide et froide. La croûte terrestre, qu'elle soit continentale ou océanique, est formée de matériau solide, froid et indéformable. Elle est appelée lithosphère.

Pour que la lithosphère puisse entrer en mouvement (au niveau des dorsales océaniques par exemple), il faut nécessairement qu'elle soit dissociée du reste de la Terre. En effet, la lithosphère a une épaisseur variable de trente à cent kilomètres. Sous la lithosphère se trouve une couche aux caractéristiques d'un fluide car elle est constituée de roche en fusion. C'est sur cette asthénosphère que se déplace la lithosphère. La lithosphère est rigide. Pour qu'elle puisse entrer en mouvement, il faut donc également qu'elle soit découpée en éléments plus petits. C'est la notion de plaques tectoniques qui ont des mouvements relatifs. L'origine de ces mouvements vient de phénomènes de convections existant dans et sous l'asthénosphère.

Les plaques supportent des continents (plaques continentales) ; elles sont alors essentiellement granitiques car issues du continent originel, la Pangée. Les plaques supportent des océans (plaques océaniques) ; elles sont alors essentiellement basaltiques car issues de l'ouverture des océans, l'accrétion. Les connaissances actuelles donnent un nombre de 12 plaques principales.

Si la lithosphère constitue la croûte terrestre, l'asthénosphère appartient a une autre enveloppe, le manteau. Celui-ci est loin d'être homogène. Il est constitué de parties solides et de matériel en fusion. Sous le manteau se trouve le cœur de la Terre, le noyau, zone à la température et à la pression très élevée, contenant un alliage de fer et de nickel en fusion. Le noyau est appelé graine.

4.2 Histoire

Dans l'histoire de la vie, ce sont essentiellement les océans et l'atmosphère qui sont importants. Nous allons donc les étudier plus en détail.

La pré-atmosphère terrestre s'est formée vers 4,5 milliards d'années.

Elle était constituée, comme le Soleil, d'hydrogène et d'hélium. Elle ne peut être considérée comme une vraie atmosphère car elle n'était constitué que des mêmes éléments que la Terre elle-même, éléments restés en orbite autour d'elle. Le volcanisme était alors très actif car la structure définitive de la Terre était en train de se former. Il se produisait un dégazage du manteau : les gaz enfermés sous la croûte terrestre s'échappaient par ces volcans.

Cette première atmosphère était donc issue directement de la Terre et non pas de l'espace avoisinant. Cette nouvelle atmosphère était réductrice (pas d'oxygène) ; elle était composée de dioxyde de carbone, de vapeur d'eau, d'ammoniac, de dioxyde de soufre, d'azote et d'acide cyanhydrique principalement.

Dès que la surface de la Terre s'est trouvée suffisamment refroidie grâce à l'échappement de l'énergie vers l'extérieur de l'espace, la vapeur d'eau de l'atmosphère s'est condensée et, jusqu'à 3,8 milliards d'années, les océans se sont formés par une pluie immense et incessante… qui s'est prolongée jusqu'à ce que la température ne soit plus qu'un peu plus élevée que celle que nous connaissons. Alors, la température a cessé de baisser et la pluie a cessé de tomber.

Les océans recouvrent alors toute la surface de la Terre. La formation des premiers océans a conduit à la dissolution des gaz contenus dans l'atmosphère (C02, SO2, O2, HCN, NH3…) ainsi que des sels minéraux de la partie superficielle de la croûte terrestre.

Note : Le Kelvin mesure une température. Un Kelvin égale un degré Celsius en largeur.

L'échelle Kelvin a pour origine le " zéro absolu " , température en-dessous de laquelle aucun corps ne peut descendre. Le zéro absolu équivaut à -273 °C.

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